Biografía del Universo 20: La materia entra en faena

El Cosmos se estaba aproximando a una juvenil edad de 380000 años. Sus habitantes eran partículas variadas, unas bastante conocidas como los protones, electrones, núcleos de helio y neutrinos. Otras aún son incógnita para nosotros, como las que pensamos forman la materia oscura. La radiación representada en los fotones culebreaba en este mundo de plasma chocando con sus vecinos, principalmente los electrones, que, molestos por los reiterados y empecinados ataques, no conseguían unir sus cargas negativas con las positivas de los protones. De todas formas, las partículas en su conjunto iban ajustando sus energías, y por tanto sus amplitudes de ondas, a las teóricas que fija el espectro de radiación típico de un cuerpo negro a 3000K, que es lo que era el Universo en aquel entonces.

Un poco antes la generalidad de los fotones había desacelerado su velocidad hasta el equivalente a unas energías de 13,6 eV, es decir, unos 92 nanometros de longitud de onda, el límite fijado por la fuerza electromagnética para la unión entre electrones y protones. A partir de ahí, y a medida que el Universo se fue expandiendo enfriando a los fotones, se iba también ampliando su longitud de onda, lo que iría reduciendo el número de sus interacciones con los electrones y dejando en primer plano a la cada vez más activa fuerza de atracción de cargas opuestas. La consecuencia es que en aquel plasma se iban condensando, por unión de un protón y un electrón, átomos de hidrógeno neutro. Fue el momento, más bien un largo momento, de la recombinación. Como salían de un plasma relativamente homogéneo, en el nuevo mundo los hidrógenos también ocuparon todo el volumen posible de forma casi homogénea.

En nuestra serie sobre la biografía del Universo habíamos avanzado hasta este momento. Bien es verdad que la última entrada, y también en alguna anterior, nos habíamos detenido para entender la teoría que nos ha permitido bucear en las interioridades de la materia y la radiación de aquella época. Tras el pequeño recordatorio de los dos primeros párrafos anteriores, vamos a continuar el camino.

(Imagen a partir de “The Nuclear Wall Chart”, Nuclear Science Division del Lawrence Berkeley National Laboratory, fair use)

En este momento los fotones, con una energía promedio ya tan baja como de 1 eV, pudieron volar por el cosmos de forma libre sin tropezarse en su camino, como les pasaba antes de la recombinación, con los electrones y su cohorte de protones que le andarían alrededor al olor de la carga. En aquellos instantes comenzaban a formar parte del espectro infrarrojo. Si hubiera existido un hombre por aquellos andurriales quizás hubiera percibido un ligero resplandor, provocado por la pequeña fracción de fotones que en su enfriamiento aún iban saliendo de las últimas frecuencias visibles en el rojo hacia su destino final en las microondas.

El Universo se transformó en un vacío oscuro.[1] Aquellos fotones primigenios, unos 1000 millones por cada protón existente, aún corren por ahí y llenan nuestro espacio. Los que nos rodean en este preciso momento surgieron de una zona situada a 13400 millones de años luz de nuestro punto de observación. Eso sí, ahora nos llegan mucho menos energéticos, más fríos que entonces por efecto de la expansión del tejido espacio-tiempo que se ha venido produciendo desde entonces y que lo ha hecho crecer unas 1100 veces. Por lo tanto, 1100 veces más frío. Los hemos visto en la foto de la radiación de fondo de microondas situados en un invierno de 2,725K, con una longitud de onda de casi dos milímetros, mucho más allá de la escasa micra del color rojo.

Pero volvamos a aquellos turbios momentos, con nuestra sopa mayoritariamente de hidrógeno atómico neutro y una radiación infrarroja. Podemos imaginar que todo hubiera acabado allí, ya que la energía cinética de los fotones ni de lejos era suficiente como para excitar el electrón orbital del hidrógeno, ni tampoco al del helio, lanzándolo a mayores alturas energéticas. Los astrónomos, tramoyistas sobrepasados, han bautizado a esta época posterior a la recombinación como la era oscura. Dados los niveles energéticos del momento la época de la radiación dominante había muerto. A partir de ahora iba a mandar la gravedad… con el permiso de la energía oscura.

No obstante, el Cosmos es una caja de sorpresas y maneja siempre algún que otro truco. Nos hemos olvidado, en aras a la claridad de la descripción del paisaje, de otro misterioso personaje: la materia oscura. No sabemos muy bien lo que pueda ser, aunque es fácil pensar que serán partículas con masa no excesivamente grande, pues están haciendo su labor desde el inicio de los años y, por consiguiente, tienen que ser muy estables ¿Por qué es fácil que tengan masa? Porque sabemos de ellos gracias a los tirones gravitatorios que ejercen sobre la masa bariónica, la que nosotros conocemos, vemos y medimos. Luego han de tener masa.[2] Y, además, sabemos que ya existían desde antes del momento de la recombinación.

¿Y a qué viene ahora hablar de la materia oscura? Pues a que durante su historia inmersa en el plasma anterior a la recombinación ejerció una labor crucial. Por un lado, magnificando a lo largo de los primeros 380.000 años de expansión del Universo los grumos de energía-materia producto de las inestabilidades cuánticas anteriores a la inflación.[3] Por otro lado, a que se cree que fue la gran responsable que generó la influencia gravitatoria que inició el colapso del hidrógeno atómico surgido de la recombinación. Este hidrógeno primigenio presentaba ya de por sí ligeras variaciones en la distribución de su densidad poblacional a través del espacio, pero quizás no hubiera sido suficiente, o el proceso hubiera sido extremadamente largo como para cebar la espoleta que inició la gran concentración gravitatoria. Y esto lo generó la materia oscura, que logró cuajar las ligeras diferencias iniciales locales de masa bariónica, dando lugar a la arquitectura cósmica que contemplamos hoy en día, espuma, filamentos y paredes de gases, polvo y galaxias.

Posiblemente la materia oscura permea una gran parte del universo y, aunque no sabemos de qué está compuesta, tenemos evidencias indirectas de ella. Es lo que explicaría las incoherencias en las velocidades de ciertas agrupaciones celestes. Una de ellas son los cúmulos de galaxias -nuestra Vía Láctea orbita en uno de ellos, que llamamos Grupo Local- en donde las más exteriores giran a velocidades superiores a lo que les tocaría si allí sólo hubiera masa bariónica. Otra pista la sacamos al observar las velocidades de giro de las estrellas dentro de las propias galaxias, en donde las más externas lo hacen de forma no coherente con la cantidad de materia ordinaria visible. Otro fenómeno que nos permite detectarla es el efecto de lente gravitatoria que ejerce “algo” desconocido en el Cosmos, y que debemos suponer es la materia oscura, sobre la luz emitida por focos que se encuentran detrás de ese “algo”. Así se ha podido estimar que la vía Láctea tiene diez veces más materia oscura que materia bariónica, o bien que incluso hay galaxias compuestas prácticamente en su totalidad por materia oscura.

Curva de rotación de una galaxia espiral típica: predicho (A) y observado (B). La materia oscura explicaría la apariencia plana de la curva de rotación en radios grandes (Wikimedia, Phil Hibbs, CC BY-SA 3.0)

En las entradas anteriores hemos mencionado reiteradamente a este tipo de materia. Y sabemos de su trascendencia en la forma e intensidad de las ondas sonoras que conformaron los patrones de distribución de la energía y materia en el momento de la recombinación. Y siempre avisamos, además, de que no teníamos ni idea de lo que eran, lo que nos deja en posición muy cómoda como para hacer mil argumentaciones acerca de sus posibilidades. La casuística que idea nuestra imaginación -y nuestras teorías- abarca desde materia bariónica “caliente” -que se mueve próxima a la velocidad de la luz, como pudieran ser los neutrinos escapados del plasma al segundo de iniciarse el Big Bang- o materia bariónica “fría” -agujeros negros, estrellas enanas marrones y cosas así que no podemos detectar-[4], a la materia NO bariónica también de los dos tipos desde “fría” a “caliente” -que pudieran ser partículas ligeras del tipo de los axiones, neutrinos estériles[5] u otro tipo de partículas masivas de interacción débil (WIMP’s), que incluyen a los neutralinos-.[6]

Imagen forzada de la materia oscura. Los científicos de la NASA han sobreimpuesto encima del fondo de galaxias una mancha en azul -la materia oscura- que es reflejo de los resultados de los cálculos hechos a partir de la observación de 135 imágenes de galaxias deformadas por lentes gravitatorias. De ellas, se ven  claramente un par en la esquina inferior derecha (Imagen: NASA, dominio público)

De todas formas, bastante tenemos con averiguar dónde podemos encontrar a nuestra familiar materia bariónica del Modelo Estándar, la que sabemos que explica un escaso 5% de lo que hay en el universo y que acompañó a la materia oscura cuando la clarificación de la recombinación, para dibujar conjuntamente las estructuras del universo que observamos hoy en día. Con la tecnología actual a lo más que hemos llegado es a decir que del total de la materia bariónica un 7 % está recluida en las galaxias -en la forma de estrellas, planetas, medio interestelar…-. Más o menos un 5 % adicional están formando gases arrojados por vientos y flujos de las galaxias, pero atrapados en sus alrededores por la gravedad de la propia galaxia. En aquellas zonas donde la materia oscura se ha concentrado más y se han acumulado galaxias hasta formar un cúmulo de galaxias, hay también atrapado un 4 % adicional de materia ordinaria a temperatura de decenas de millones de grados y que podemos ver con los telescopios actuales de rayos X.

Distribución de materia ordinaria bariónica conocida en el universo (Imagen: Xavier Barcons, IyC 2015, fair use)

El resto de la materia bariónica que hemos conseguido detectar es tan tenue que no brilla lo suficiente para que la podamos ver directamente. Sin embargo, observando fuentes muy brillantes y lejanas -como son los cuásares-, vemos que un 30% de esa tenue materia ordinaria se encuentra en bolsas de hidrógeno fotoionizado -para entendernos, protones, núcleos de hidrógeno sin su electrón- por los propios cuásares y las galaxias, y que tienen una temperatura de unos diez mil grados. Aún más sutilmente creemos detectar trazas de otro 15-25 % que se encuentran formando nubes de gas a una temperatura de unos cien mil grados. El restante 30-40% que no detectamos creemos que aún siguen atrapados en las acumulaciones de materia oscura, a temperaturas de millones de grados, siguiendo sus estructuras filamentosas, sin haber llegado a cuajar en galaxias.

Cuando quedaron libres a los 380000 años del Big Bang, tanto materia ordinaria como oscura proyectaron sus patrones de distribución espacial hacia el futuro gracias a la expansión continuada del universo. La gravedad que inducían fue el motor para la temprana concentración de masas en el universo. Con una peculiaridad ya que podemos pensar que todo tipo de estructuras evolucionaban de forma homogénea y homotética: las galaxias colapsaban a mayor velocidad que los cúmulos y supercúmulos.[7] Por poner datos, gracias a la expansión y la gravedad se había pasado desde un mundo con variaciones medias de la densidad de la materia de 10-6, que es lo que vemos en el telón de fondo de la radiación de microondas, a unas variaciones con respecto a la densidad media del universo de 10+2 para las grandes estructuras -los cúmulos- y a unas variaciones de 10+6 para las pequeñas estructuras como las galaxias.

Ilustración de cómo las oscilaciones acústicas generadas por el movimiento de los bariones, que quedaron congeladas en el momento de la recombinación, pueden seguir siendo observadas a día de hoy en las imágenes reales de las estructuras del Universo. La barrita blanca representa el horizonte acústico actual (Imagen: Chris Blake y Sam Moorfield, fair use)

En la figura anterior se intenta hacer visual la idea de cómo el horizonte acústico de la recombinación se proyecta hasta el momento actual, 1.100 veces mayor, para dibujar el patrón de galaxias y cúmulos que observamos hoy en día. La imagen, aunque la de aquí arriba es una representación artística, no es una entelequia, ya que esa circunstancia la hemos podido constatar con una gran precisión gracias al mapeado tridimensional del universo que las tecnologías modernas nos permiten confeccionar.

Distribución de las galaxias cercanas realizadas por el programa SDSS -Sloan Digital Sky Survey- que está realizando un masivo estudio espectrométrico del Universo (Imagen: Programa SDSS, fair use)

El proyecto Sloan Digital Sky Survey (SDSS)[8] lleva desde el año 2000 cartografiando en 3-D una cuarta parte del cielo visible, lo que ha permitido obtener el modelo real de la distribución de objetos -galaxias- de esta parte del universo. A partir de esta foto real se ha hecho un estudio muy parecido al que ya explicamos para la radiación de fondo,[9] es decir, se han medido las distancias entre todos los pares de galaxias de un grupo de 1,2 millones de ellas y se ha hallado la distribución según distancias, lo que ha permitido hallar una correlación entre el número de pares de galaxias distantes entre sí un valor X, con la distancia X que las separa. El resultado es la siguiente curva en la que en el eje vertical está la frecuencia con la que encontramos dos galaxias separadas una determinada distancia[10]  y en el eje horizontal está esta distancia.

Resultado a partir de los datos de BOSS (SDSS) que indica la tendencia en la intensidad de la agrupación de galaxias -eje vertical- en función de su separación -eje horizontal- como se explica en el texto. El eje de ordenadas se ha multiplicado por spara magnificar la visualización. Un Mpc (megaparsec) equivale a 3,26 millones de años luz (Imagen: Ashley Ross et al, a partir de libro “The Dark Univers“, pag. 18, Catherine Heymans, 2017, fair use)

Deberíamos esperar que para distancias pequeñas, al estar las galaxias metidas en el mismo halo de materia oscura, la población de pares fuera mayor, mientras que a medida que vamos ampliando la separación la población se fuera ajustando al valor de como si estuvieran distribuidas en el espacio de forma aleatoria. Realmente eso es lo que se puede apreciar en la curva anterior: es más normal que las galaxias estén próximas entre sí en el entorno de las pequeñas distancias.[11] Pero vemos también una anomalía en la separación de 150-160 megaparsecs, es decir, vemos un máximo fuera de la tendencia situado en valores de la distancia entre galaxias de 490-520 millones de años luz: las galaxias tienden a formar cúmulos de estos tamaños. Lo cual es muy consistente con el tamaño del horizonte acústico postulado como consecuencia del que se había generado en la recombinación y que se puede estudiar en la imagen de la radiación de fondo de microondas (hoy en día unos 490 millones de años luz) como ya comentamos en la entrada 18 de esta serie. A partir del tamaño de los cúmulos los científicos han determinado, con una precisión del 4%, la relación entre el tamaño del universo ahora y el tamaño del universo justo después del Big Bang. Lo que les ha permitido, por un lado, afianzar la idea que teníamos de que la expansión del Universo se acelera por la presencia de la energía oscura, y por otro les ha permitido asegurar aún un poco más el hecho de que la acumulación regular de galaxias deriva directamente de las ondas de presión y del tamaño de esas ondulaciones que había en el plasma caliente primitivo. Si nuestros ojos fueran instrumentos adecuados lo podríamos percibir en el cielo, veríamos grandes discos que ocupan el doble del tamaño de la Luna. En alguna entrada posterior hablaremos de estas estructuras.

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Post completo en: El Tamiz

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